ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 7

СВІТНІСТЬ ГАЛАКТИК

7.9.Прозорість дискових галактик

Формули для поправок зоряної величини спіральних галактик за внутрішнім поглинанням, які ми розглядали вище, свідчать про додаткову непрозорість галактик для власного випромінювання при її розташуванні під кутом до променя зору. А чи є вона прозорою для випромінювання вздовж осі симетрії?

До кінця 1980-х років найпоширеною була думка про те, що поглинання є малим і галактики є практично прозорими. До цього висновку дійшов, наприклад, Голмберг (1958), порівнюючи поверхневу яскравість 119 дискових галактик, які спостерігаються під різними кутами. Якщо диски є прозорими, то інтегральна видима величина m не залежить від кута нахилу (якщо припустити, що зорі випромінюють ізотропно). Коли і велика вісь (майже) не залежить від нахилу, то величина S = m + 5lga, що з точністю до сталої є середньою (логарифмічною) поверхневою яскравістю μ = S + const у колі радіусом а, також не повинна залежати від нахилу. Водночас, якщо диск є оптично товстим, то видима світність визначається поверхневим шаром галактики і пропорційна її видимій площі, тобто l = I πab , де I — середня в еліпсі поверхнева яскравість, яка, імовірно, дуже мало розрізняється для всіх непрозорих галактик. Прологарифмувавши останній вираз, одержимо S = μ + 2,5 lg(a/b). Отже, у випадку непрозорості середня у колі поверхнева яскравість S має залежати від відношення a/b видимих осей і, відповідно, від кута нахилу (у припущенні тонкого диска a / b = sec i). Тому Голмберг прийняв емпіричну залежність S = S* + A0 (a/b) зі сталими S*, A0. Віднявши звідси значення для положення галактики пласом, отримаємо ΔS = A0(a / b -1). Припустивши таку залежність від нахилу (відношення осей), він визначив Aj = 0,43 для Sa-Sb-галактик та А0B = 0,28 для Sс-галактик у B-смузі. Звідси Голмберг зробив такий висновок: оскільки за формулою ΔS = A°(a / b -1) значення поверхневої яскравості для великих кутів нахилу неправдоподібно великі, то диски не можуть бути оптично товстими.

Автори таких відомих каталогів, як RC2 та RSA припускали, що поглинання дисків галактик у блакитній смузі, не більше як 0m,7. Для найпростішої моделі розподілу пилу — поглинального екрана — це відповідає оптичній товщині приблизно τ = 0,7. Середовище, де τ ≈ 1, вважається помірно оптично товстим.

Перегляду поширеної думки про прозорість сприяло відкриття на базі даних космічного супутника IRAS (1984) неочікуваного факту: ІЧ- світність спіральної галактики може бути досить великою, іноді більшою за видиму світність. Дійсно, якщо галактика є оптично тонкою, то велику світність у далекому ІЧ-діапазоні не можна пояснити поглинанням і перевипромінюванням нормального світла зір. Очевидною альтернативою було прийняття того, що джерелом нагрівання пилу, окрім видимого зореутворення, повинні бути також майже повністю приховані області зореутворення, переважно гігантськими молекулярними хмарами з великою кількістю пилу. В такому випадку диски мають бути непрозорими.

М. Дісней та інші (1989) переглянули результат Голмберга та показали, що його дані можна інтерпретувати, якщо вважати галактики оптично товстими. При цьому вони зауважили, що за такої оптичної товщини диска поглинання залежить від моделі розподілу пилу серед зір. У 1990 році Е. Валентійн показав на вибірці ~16 000 дискових галактик, що диски галактик є практично непрозорими в межах своїх оптичних розмірів. Прозорість галактик активно вивчали з 1990-х років, при цьому було виявлено такі властивості:

1) диски є більш непрозорими у Б-смузі;

2) диски є практично прозорими у близькому інфрачервоному світлі, тому ІЧ-смуги найпридатніші для вивчення відношення мас до світностей;

3) диски є практично прозорими у своїх зовнішніх областях та виявляють значне поглинання у внутрішніх областях;

4) поглинання корелює зі світністю галактик (ефект світності);

5) спіральні рукава є більш непрозорі, ніж диски між ними.

Наведемо приклад визначення оптичної товщини дисків.

Б. Ванг і Т. Гекман (1996), порівнюючи потоки від галактик у УФ- та далекому ІЧ-діапазонах (дані IRAS), з’ясували, що

1) оптична товщина у Б-смузі для галактик зі світністю L = L* (L* — параметр функції світності за Шехтером) τB = 0,8 ± 0,3;

2) «ефект світності» у поглинанні виражається таким законом:

Згідно з законом Бугера I = I0e -τ і наведеним значенням оптичної товщини це відповідає 45 % інтенсивності випромінювання, що проходить через поглинальне середовище, або послабленню на 0m,87 зоряної величини.

Рис. 7.6. Схематичне зображення ідеальної пари галактик, що перекриваються

Визначення поглинання методом пар, що перекриваються. Найбільш прямий спосіб вивчення внутрішнього поглинання в дискових галактиках — фотометричне дослідження тих окремих випадків, коли дві великі галактики частково проектуються одна на одну (рис. 7.6). Фонова галактика (B — background) — симетрична еліптична галактика з гладким розподілом яскравості. Ближча галактика (переднього фону; F — foreground) — симетрична спіраль. Еліптична галактика є достатньо яскравою для того, щоб надати сигнал про усереднене поглинання в області перетину. Галактики мають лише частково перекриватися для розділення внесків у світність в області перетину. Якщо у просторі ці галактики рознесені досить далеко, не відчувають сильної гравітаційної взаємодії та мають достатньо правильні симетричні форми, то в області перетину можна знайти справжній розподіл яскравостей обох галактик. Тоді за видимим розподілом знаходять поглинання. Цей метод вперше був запропонований Р. Уайтом і В. Кілем (1992) і використовувався у низці праць з використанням оптичних та ІЧ-зображень від наземних телескопів і зображень з габблівського космічного телескопа. Результати підтвердили високе поглинання в рукавах та радіальне зменшення поглинання в міжрукавних областях спіральних галактик. Окрім того, було виявлено, що найбільше пилу знаходиться у місцях високої поверхневої яскравості.

Підрахунок фонових галактик. Замість однієї великої фонової галактики можна використовувати далекі фонові джерела. Габбл (1934) зауважував уявне зменшення поверхневої яскравості галактик на низьких галактичних широтах. Берштейн та Гейлес опублікували карту галактичного поглинання (1982), ґрунтуючись на підрахунках кількості галактик, виконаних Шайном і Віртаненом (1967). Поглинання в Магелланових Хмарах вивчали регулярно. Були спроби виявити непрозорість специфічних областей близьких галактик за підрахунками фонових галактик, використовуючи дані з наземних телескопів. Час від часу отримували результати, які підтверджували прозорість галактичних дисків, хоча це могло бути свідченням помилок, коли за фонові галактики приймали структури переднього фону.

Для врахування помилок такого роду Гонзалес із співробітниками (1998) розробили Метод синтетичного поля SFM (Synthetic Field Method). У методі використовуються глибокі габблівські поля (Hubble Deep Field, HDF). Він полягав у виконанні послідовних операцій. Спочатку на досліджуваній ділянці неба (полі) ототожнювали та підраховували далекі галактики. Відбір необхідних об’єктів ґрунтувався на їх характеристиках, зокрема кольорах, та перевірявся візуально. Потім конструювали серію синтетичних полів, які є сумою оригінального досліджуваного поля та HDF, послабленого для імітації поглинання. Наступна процедура — далекі галактики ототожнювали на синтетичному полі та підраховували їхню кількість за різного поглинання. Далі знаходили параметри C і N0 співвідношення між послабленням синтетичного поля А (у зоряних величинах) та кількістю галактик у синтетичному полі N, яке приймали у вигляді

Рис. 7.7. Композитний радіальний профіль непрозорості для вибірки 29 дискових галактик (Холверда Б. та ін., 2005)

Тут коефіцієнт С враховує частку помилково ототожнених фонових галактик, a N0 — кількість галактик, очікуваних у полі за відсутності послаблення пилом. Нарешті, знаючи параметри калібрування C та N0, за відомою кількістю галактик (з помилками такого роду) на досліджуваному полі визначали усереднене поглинання для цього поля. Зокрема, у випадку радіального профілю поглинання у I-смузі для вибірки 29 галактик виявилось, що для окремої галактики значення поглинання визначається з істотними похибками. Тому було створено композитний профіль поглинання для галактик цієї вибірки (рис. 7.7). Вибірка містила також такі яскраві близькі галактики, як М 81, М 51, М 95, М 100, NGC 1637, NGC 3621. Як бачимо, для малих відстаней від центру поглинання понад 4m поблизу стандартного радіуса R = R25 одержуємо зоряні величини 0,5 та 1m,0. Приймаючи, що загальне поглинання зумовлюється системою хмар, випадково розподілених у диску галактики, було визначено середню оптичну товщу таких хмар — τ = 0,4 та середній їх розмір — 60 пк (Холверда Б. та ін., 2007).

Поглинання в еліптичних та лінзовидних галактиках є істотно меншим, оскільки там набагато менше пилу, але й для них неможна беззаперечно прийняти прозорість. Зокрема, характерне поглинання для S0 галактик у F-смузі становить ~0m,1.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.